次矮星，有时标示为sd，是淤积斯光谱分类系统中光度属于VI的 恒星 ， 绝对星等 的光度比 主序星 低1.5至2等，但光谱型态相同的恒星。在赫罗图上，次矮星的位置在主序带的下方。这个名词是古柏在1939年创造的，用来标示之前被称为“中继白矮星”，却有著异常光谱的恒星。例如SSSPM（esd M7 热的次矮星），被认为是两颗 伴星 合并的结果。
基本介绍
次矮星，有时标示为sd，是约克光谱分类系统中光度属于VI的恒星，它们是绝对星等的光度比主序星低1.5至2等，但光谱型态相同的恒星。在赫罗图上，次矮星的位置在主序带的下方。
次矮星这个名词是古柏在1939年创造的，是用来标示之前被称为"中继白矮星 "，却有着异常光谱的 恒星 "
冷的次矮星
像正常的 主序星 一样，冷的次矮星（光谱类型从G至M）以氢的融合产生能量，它们的低光度是以它们的低 金属量 来解释：这些恒星缺乏比氦重的元素，较低的金属量降低了 散逸层 的不透明度，和使 辐射压 减低，结果是质量相同的恒星变得较小和较热。这种较低的不透明度也使得相同光谱类型的恒星辐射出 紫外线 的百分比较第一 星族 星高 ，成为紫外线超出的恒星。通常 银河系 晕的成员，它们相对于 太阳 经常有较高的空间相对速度。尚未发现有 行星 环绕着次矮星 公转 。
冷的次矮星还有次分类如下：
冷次矮星：例如SSSPM J1930-4311 (sd M7 )
极端次矮星：例如 APM PM J0559-2903 (esdM7
热的次矮星
热的次矮星，光谱类型为O和B，也称为极端水平分支星，是和冷的次矮星完全不同的类别的 天体 。这些 恒星 代表一些恒星发展的晚期阶段，起因于在核心开始融合氦之前， 红巨星 已经失去它外面的氢层。虽然还不清楚这些过早失去的质量发生的原因，但是在 联星 系统内的交互作用被认为是主要的机制之一。单独的次矮星被认为是两颗 伴星 合并的结果。比白矮星明亮许多的B型次矮星，分布在老的 恒星系统 中，像是 球状星团 和椭圆星系，是主要成员的元素
值得一提的次矮星
Groombridge 1830
Mu Cassiopeiae
2 质量 J05325346+8246465，可能是晕棕 矮星 和第一颗次 恒星 的次矮星。
SSSPM J1549-3544